The Mineralogy and Structure of the Inner Debris Disk of β Pictoris
我们在双子座使用T-ReCS观察了β Picardiac的边缘，行星轴承盘，以澄清和扩展以前关于这个独特系统的观察和结论。我们的光谱学和光谱建模的10微米硅酸盐功能约束的空间分布的三个代表性的尘埃成分（0.1微米/2.0微米玻璃橄榄石和结晶镁橄榄石）在内部20 AU的磁盘。我们确认，2.0微米的玻璃橄榄石是强烈的磁盘中心达到峰值，而0.1微米的玻璃橄榄石没有显示这种浓度，而是双峰，与恒星的两侧的峰值。然而，我们没有看到先前研究中报告的这两个峰之间的亮度差异。虽然0.1微米尘埃的空间分布与嵌入盘中的尘埃补充星子带的情况一致，但我们注意到另一种解释，它可以同时解释0.1微米和2.0微米颗粒的空间分布，并且不需要星子带。除了光谱学，我们还获得了β Pic盘的新的11.7微米图像。通过与2003年获得的图像进行比较，我们确认了SW盘中52 AU处尘埃团的存在和整体形状。我们推测，在相隔7年的两个历元之间，该星团的投影空间位移约为2.0 AU（3.6-σ），这是由于该星团在$54.3^{+2.0}_{-1.2}$ AU轨道半径处的开普勒运动所致。
2012-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of the warped debris disc around $β$ Pictoris
本文通过流体动力学模拟和N体模拟研究β Pictoris系统中扭曲碎片盘的形成，发现行星激发的扭曲在气体盘消散后才显现，并揭示两个长期共振塑造了碎片盘内边缘。
2023-05-24 astro-ph.EP
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
Very deep images of the innermost regions of the beta Pictoris debris disc at Lp
用波长超过3微米的散射光对碎片盘成像的情况很少，因为天空和望远镜的热辐射相对于碎片盘的微弱辐射来说通常太强了。我们在这里提出的第一个分析的高角分辨率图像的光盘的β Picasso在3.8微米。我们的主要目标是探测最里面的部分β Piccadic碎片盘，并描述其形态。我们进行了广泛的正演模拟，以纠正由角差分成像对扩展对象引起的偏差，并推导出光盘的物理参数。这项工作依赖于对在Lp波段用VLT/NaCo观察到的7个β Piccadine档案数据集的新分析，与光盘前向建模相关，以纠正该技术引起的偏差。在0.4”和3.8”之间的5 sigma水平以上检测到光盘。两个延伸导线在误差条内具有相似的亮度。我们证实了以前观察到的不对称性，在更大的距离从恒星和更短的波长：等照度线更广泛地间隔在西北侧（以上的光盘表观中平面）比在东南侧。这被解释为与各向异性散射相结合的盘的小倾斜。我们的最佳拟合模型具有86度的倾角，各向异性Henyey-Greenstein系数为0.36。这一解释得到了在圆盘中检测到的新的不对称性的支持：圆盘在3”（在表观中平面上方）内明显地向西北弯曲。我们还检测到1”内可能的新不对称性，但在这个阶段，我们无法区分真实特征和潜在的斑点。
2014-05-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Comprehensive Dust Model Applied to the Resolved Beta Pictoris Debris Disk from Optical to Radio Wavelengths
我们调查是否不同的尘埃成分（描述的光学常数）可以解决一个持续存在的问题，在碎片盘建模-无法适应的热发射，而不过度预测的散射光。我们模拟了五幅β Picardian盘的图像：两幅来自0.58微米的HST/STIS和1.16微米的HST/WFC3的散射光，三幅来自24微米的Spitzer/MIPS、70微米的Herschel/PACS和870微米的ALMA的热发射。WFC3和MIPS数据首次在此发布。我们把我们的建模集中在这个磁盘的外部，由母体环和小颗粒的晕组成。首先，我们确认，使用天文硅酸盐模型不能同时适合的热和散射光数据。接下来，我们使用一个简单的，通用的函数的光学常数表明，改变尘埃成分可以大大提高拟合。最后，我们将尘埃建模为最合理的碎片成分的混合物：天文硅酸盐，水冰，有机耐火材料和真空。我们实现了对所有数据集的良好拟合，其中颗粒主要由硅酸盐和有机物组成，而冰和真空至多存在少量。这一成分类似于以前对HR 4796A磁盘的工作。我们的模型也适合这个磁盘的热SED，散射光的颜色，和高分辨率的中红外数据从T-ReCS。此外，我们表明，子井喷颗粒是一个必要的组成部分的晕。
2016-05-05 astro-ph.EP
ALMA resolves CI emission from the $β$ Pictoris debris disk
已知$β$ ~ Piccadilly周围的碎片盘含有气体。先前的ALMA观测显示，在$\sim$ 85 AU处有一个CO带，有一个明显的团块，被解释为天然气产量增加的位置。光解离在$\sim$ 50年内将CO转化为C和O。我们解决CI发射在492 GHz使用ALMA和研究其空间分布。CI显示出与CO相同的团块。这是令人惊讶的，因为C预计会在方位角上迅速扩散。我们得出一个低的C质量（$5\times10^{-4}$和$3.1\times10^{-3}$ M $_\oplus$之间），表明天然气生产只是最近才开始（在$\sim$ 5000年）。没有证据表明CO带内部存在原子吸积盘，可能是因为气体还没有时间径向扩散。C和CO具有相同的不对称性，这一事实与之前提出的一种假设相矛盾，即该团块是由于向外迁移的行星在共振中捕获了星子;也不能用行星长期强迫的偏心星子带来解释观测结果。相反，我们认为尘埃盘和气体盘应该是偏心的。我们进一步推测，这样的配置可能是由最近的潮汐破坏事件产生的。假设分裂体具有10%的CO质量分数，其总质量将为$\gtrsim$ 3 $M_\mathrm{Moon}$。
2018-06-29 astro-ph.EP
Upper limits on the water vapour content of the $β$ Pictoris debris disk
用ALMA观测到$β$ ~ Picture周围的碎片盘中含有一条CO气体带，在$\sim$ 85 au处有明显的峰。该CO团块被认为是固体密度增加的区域的结果，所述固体碰撞并通过蒸发释放CO。母体被认为与太阳系彗星相当，其中CO被困在水冰基质中。由于H $_2$ O应该与CO一起释放，因此我们的目标是对$β$ Picture圆盘中的H $_2$ O气体质量设定上限。我们利用赫歇尔空间天文台的远红外外差仪（HIFI）的档案数据研究了正射H型$_2$ O 1 $_{10}$ -1 $_{01}$发射线。线路未被检测到。使用Python实现的辐射传输代码RADEX，我们转换的上限线通量H $_2$ O气体质量。由此产生的CO/H $_2$ O质量比的下限相比，太阳系彗星的组成。根据假设的气体空间分布，我们发现一个95%的上限邻H $_2$ O线通量的$7.5 \times 10^{-20}$ W m $^{-2}$或$1.2 \times 10^{-19}$ W m $^{-2}$。这些转化为H $_2$ O质量的上限为$7.4 \times 10^{16}$ - $1.1 \times 10^{18}$ kg，取决于电子密度和气体动力学温度。衍生的气相CO/H $_2$ O比的范围是勉强符合低比率的太阳系彗星。
2019-06-26 astro-ph.EP
Searching for companions down to 2 AU from beta Pictoris using the L'-band AGPM coronagraph on VLT/NACO
上下文在β Pic周围发现的巨行星的轨道相对于碎片盘的外部略微倾斜，这在内部碎片盘中产生了翘曲。这种倾斜可以用与其他行星的引力相互作用来解释。目标。我们的目标是寻找更多的巨行星位于较小的角距离的恒星。方法.我们在VLT/NACO上使用了新的L波段AGPM日冕仪，它提供了一个精致的内工作角。在光瞳跟踪模式下，在beta Pic上获得了长观测序列。为了获得灵敏度限制，使用专门针对角差分成像的主成分分析技术处理收集的图像。结果在角距小于0.2”的情况下，没有探测到额外的行星，灵敏度优于5兆焦耳。有意义的上限（< 10 MJup）推导到0.1”的角间距，这对应于β Pic距离处的2 AU。
2013-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Search for Collisions and Planet-Disk Interactions in the Beta Pictoris Disk with 26 Years of High Precision HST/STIS Imaging
本研究利用1997至2023年的HST/STIS成像数据，对绘架座Beta星碎屑盘进行长基线时间分析，虽未发现微行星碰撞迹象，但探测到盘东南侧初步增亮，并基于耦合碰撞模型评估了探测灵敏度。
2024-08-22 astro-ph.EP
Discovery of an Edge-on Circumstellar Debris Disk Around BD+45$^{\circ}$598: a Newly Identifed Member of the $β$ Pictoris Moving Group
我们报告了一个星周碎片盘的发现，该碎片盘几乎与年轻的K1星BD+45 $^{\circ}$ 598边缘相对，使用在W.M.~凯克天文台。我们检测的磁盘在散射光的峰值意义$\sim$ 5 $σ$超过三个时代，我们最适合的模型的磁盘是一个几乎边缘上的$\sim$ 70 AU环，与倾角$\sim$ 87 $^\circ$。使用NOEMA干涉仪在高原德布尔天文台工作在1.3毫米，我们发现解决连续发射与环结构中看到的2.2 $μ$米图像。我们估计了$L_{IR}/L_{tot}$ $\simeq6^{+2}_{-1}$ $\times$ $10^{-4}$的部分红外光度，高于AU Mic周围的碎片盘的部分红外光度。BD+45 $^{\circ}$ 598的几个特征，如它的星系空间运动，在色星等图中的位置，以及强烈的锂存在，都与它在$β$风景如画的移动群中的成员资格相一致，年龄为23 $\pm$ 300万年。然而，BD+45 $^{\circ}$ 598的银河位置与先前已知的$β$如画移动星群成员稍有不同，可能表示这个移动星群的成员延伸到至少70秒差距的距离。BD+45 $^{\circ}$ 598似乎是一个年轻的拱星碎片系统的例子，与新发现的年轻移动群体成员有关，可以用散射光成像，这是绘制$\sim$ 10-100百万年行星系统早期演化的关键对象。这个目标也将是理想的北半球，高对比度成像平台…
2021-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Herschel HIFI observations of ionised carbon in the β Pictoris debris disk
背景：已知$\sim$ 2000万年前的主序A星β Picture周围的尘埃碎片盘含有气体。有证据表明，气体的第二次起源，而不是最初的原行星盘的直接残留物，尽管主要的气体产生机制至今尚未确定。观测到的C和O相对于金属元素（如Na和Fe）的太阳丰度过多的起源也不清楚。目的：我们的目标是限制C在盘的空间分布，从而限制气体的起源和丰度模式。方法：我们使用Herschel上的HIFI仪器观察和光谱解析β Pic碎片盘在158 $μ$ m处的CII发射。假设开普勒旋转，我们使用光谱分辨线轮廓来约束气体的空间分布。结果：我们发现，大部分的气体位于$\sim$ 100 AU或以上。我们估计碳气体的总质量为$1.3\times10^{-2}$ M $_\oplus$。数据表明，更多的气体位于盘的西南侧，而不是东北侧。这些数据与混合良好的气体的假设（整个磁盘恒定的C/Fe比）是一致的。假设一个简化的吸积盘模型的空间轮廓，我们发现它与观测结果的拟合度明显更差。结论：由于大部分气体是在30天文单位之外发现的，我们认为被称为“下落蒸发体”的彗星物体不太可能是气体的主要来源;从颗粒碰撞或光解吸产生的可能性似乎更大。观测结果与简化的吸积盘模型的不相容性可能有利于对C和O过量的优先耗尽解释。对空间分布的更严格的限制将从609 $μ$ m处CI的ALMA观测中获得。
2014-03-13 astro-ph.EP
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and possibility of an additional planet
本研究通过动力学建模和N体模拟，探讨β Pictoris系统中额外行星的可能性，发现一颗低偏心率、质量0.15-1倍木星质量、半长轴30-36 au的行星可解释盘内缘50 au的观测位置。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
An unusually large gaseous transit in a debris disc
我们提出了一个异常大的瞬态气体吸收在几个电离物质的碎片盘星HD 37306使用高分辨率的光谱检测。我们一直在分析大量的碎片盘样本，寻找星周气体爆炸，目的是确定碎片盘中气体的频率。HD 37306突出显示了叠加在几个光球Ca ii，Fe ii和Ti ii线上的非常广泛的反射。与典型的系外彗星凌日不同，观测到的彗星凌日至少持续了8天。在这里，我们分析了该事件的同步光谱和光度数据，并评估了可能解释观察到的特征的不同场景。我们的结论是，最有可能的情况可能是系外彗星分裂释放出大量的气体接近恒星，产生一个掩星的“环”/“环面”形状。
2019-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep HST/STIS Coronagraphic Imaging of the $β$ Pictoris Debris Disk: On the Scattered Light Component of the Cat's Tail
The University of Arizona（亚利桑那大学）；Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA)（天体生物学中心（CAB，CSIC-INTA））；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
本研究利用HST/STIS深日冕仪成像探测到β Pic碎片盘猫尾的散射光成分，建模表明颗粒高度多孔且富含有机耐火材料，并估计碰撞前体质量与冥卫一相当，同时发现外尘埃晕的翘曲与不对称性。
2026-09-25 astro-ph.EP
VLT imaging of the β Pictoris gas disk
年龄超过几百万年的星周碎片盘应该基本上没有从原行星盘阶段残留下来的原始气体。追踪开普勒旋转中观察到的原子气体的起源，在围绕着大约1200万年前的恒星β Picardia的边缘碎片盘中，需要比以前通过有限狭缝光谱获得的更详细的空间分布信息。特别是迹象的不对称性和存在的Ca II气体在高磁盘纬度要求额外的调查。我们着手通过空间分辨的高分辨率光谱观测来恢复β Pic周围Fe I和Ca II气体发射的完整图像，以更好地了解气体盘组件的形态和起源。使用VLT的多光纤设施FLAMES/GIRAFFE和大型IFU ARGUS，在覆盖圆盘东北和西南侧的四个区域中获得空间分辨光谱。发射谱线从铁I和钙II的映射，并可用于适应一个参数函数的磁盘气体分布，使用气体电离代码的气体贫碎片磁盘。Fe I和Ca II的发射都被清楚地检测到，前者占主导地位沿磁盘中面，而后者揭示了垂直更广泛的气体。Fe I发射的表面强度较低，但在东北部（达到我们观测的210 AU极限）比在西南部更广泛，而Ca II显示相反的不对称性。模拟的Fe气盘剖面显示出尺度高度随半径的线性增加，垂直剖面表明与尘埃的动态相互作用。我们还定性地表明，钙II的发射轮廓可以解释在磁盘中平面的光学厚度，并不需要钙从Fe空间分离。[删节]
2012-07-18 astro-ph.EP
Argon in beta Pictoris -- entrapment and release of volatile in disks
本研究通过光电离模型解释绘架座β气体盘中ArII等观测，发现C、N、O、Ar相对其他金属富集约100倍，推断星子形成于20–35 K以下的寒冷环境。
2025-03-17 astro-ph.EP
A 5 Micron Image of beta Pictoris b at a Sub-Jupiter Projected Separation: Evidence for a Misalignment Between the Planet and the Inner, Warped Disk
我们提出并分析了一个新的M'检测年轻的系外行星β Picasso b从2008年VLT/NaCo数据在分离的~ 4 AU和高信号噪声再减少的L'数据在2009年12月。根据我们的轨道分析，这颗行星的轨道几乎是完美的边缘（i ~ 89度），并且有一个类似土星的半长轴9.50（+3.93，-1.7）AU。有趣的是，这颗行星的轨道与外盘的主轴（欧米茄~ 31度）对齐，但可能与80 AU的翘曲/倾斜盘不对齐，通常被认为是这颗行星存在的路标。我们的研究结果激发了新的研究，以澄清$β$ Pic b如何雕刻碎片盘结构，以及是否需要第二颗行星来解释翘曲/倾斜盘。
2011-06-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Volatile-Rich Circumstellar Gas in the Unusual 49 Ceti Debris Disk
我们提出了哈勃太空望远镜STIS远紫外光谱的边缘盘周围49鲸鱼座，极少数的碎片盘显示亚毫米CO排放之一。光谱中有许多原子吸收谱线，其中大部分来自位于中心恒星视线方向的星周气体。我们确定了视线CI柱密度，估计了总碳柱密度，并对OI柱密度设定了限制。令人惊讶的是，没有看到视线CO吸收。我们讨论了这种非检测的可能解释，并提出了初步估计的碳丰度的视线气体。Cet 49的C/Fe比远大于太阳值，这表明它拥有一个类似于β Picture的富含挥发物的气盘。
2014-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
An ATCA survey of debris disks at 7 millimeters
我们目前ATCA连续观测波长为6.8毫米的五个碎片盘：$β$风景如画，q $^1$波江座，HD 107146，HD 181327，和HD 95086。这些观测提供了迄今为止对所有这些碎片盘获得的最长波长的探测。通过将我们的6.8毫米数据与以前在较短的亚毫米/毫米波长下的探测相结合，我们测量了这些光源的长波长光谱指数。然后，我们使用以前的估计的温度的发射尘埃，以获得光谱指数的尘埃发射率。假设所有检测到的通量来自灰尘，我们约束的固体粒度分布的斜率，假设是一个幂律。我们推断的粒度分布的斜率值在3.36和3.50之间。我们比较我们的研究结果与北落师门碎片盘的情况下，并使用这些结果来测试的星子带碰撞级联的预测。
2015-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exocometary gas structure, origin and physical properties around $β$ Pictoris through ALMA CO multi-transition observations
最近的ALMA观测揭示了2300万年前的$β$风景如画的行星系中CO气体的结构，这是在许多类似的年轻碎片盘中发现的一种成分。在这里，我们提出了ALMA CO J=2-1的观测，在一个改进的光谱空间分辨率和灵敏度相比，以前的CO J=3-2的观测。我们发现：1）CO团簇是径向宽，有利于共振迁移的巨碰撞的情况下，其动力学起源，2）CO盘是垂直倾斜的主尘埃盘相比，在一个角度一致的散射光弯曲。然后，我们使用位置-速度图跟踪开普勒半径在轨道平面的磁盘。假设一个完美的边缘上的几何形状，这表明一个CO标度的高度随着半径的增加为$R^{0.75}$，和电子密度（来自CO线比通过NLTE分析）与化学模型一致。此外，我们展示了如何观察光学细线比可以解决原始与次级起源二分法含气碎片磁盘。如所示的$β$ Picture，亚热（NLTE）CO激发是H $_2$密度的症状，这是不足以屏蔽CO从光解离在系统的寿命。这意味着来自彗星外挥发物的补充必须发生，证明了圆盘的第二起源。在这种情况下，假设稳态生产/销毁的CO气体，我们得出的CO+CO $_2$冰丰度的质量$β$皮克的外彗星是最多$\sim$ 6%，在我们自己的太阳系和在同时代的HD 181327系统的彗星一致。
2016-09-21 astro-ph.EP
First Detection of Hydrogen in the β Pictoris Gas Disk
年轻且邻近的恒星β Picture（β Pic）被一个由尘埃和气体组成的碎片盘所包围，已知它拥有无数蒸发的系外彗星，微行星和至少一颗行星。从地球上看，这个系统是碎片盘研究的理想选择，为利用吸收光谱学研究行星形成环境提供了极好的机会。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS），我们通过HI Lyman α（Ly-α\）线观测到了盘中最丰富的元素氢。本文提出了一种新的方法来减少COS光谱中地冠气辉对Ly-α谱线的污染。这种气辉虚拟运动（AVM）技术使我们能够将天体物理目标的Ly-α线从污染的气辉发射中移开，从而揭示更多的天体物理线轮廓。在恒星径向速度下，β Pic稳定气体盘中氢的柱密度为$\log(N_{\mathrm{H}}/1 \mathrm{cm}^2) \ll 18.5$。发现Ly-α发射线轮廓是不对称的，我们认为这是由于HI以相对于β Pic的体径向速度$41\pm6$ km/s和柱密度$\log(N_{\mathrm{H}}/1 \mathrm{cm}^2) = 18.6\pm0.1$落向恒星造成的。相对于CI球粒陨石的氢含量，氢的柱密度很高，这表明大部分氢气不是来自盘中的尘埃。这个柱状密度揭示了氢的丰度比太阳低得多，这排除了检测到的氢可能是原行星盘的残余物或恒星排出的气体的可能性。我们假设，观测到的朝向恒星下落的氢气来自蒸发的外彗星产生的水的解离。
2016-12-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved Millimeter Emission from the HD 15115 Debris Disk
我们使用亚毫米阵列（SMA）对HD 15115周围的碎片盘进行了1.3毫米的观测，HD 15115是一颗F型恒星，被认为是美如画移动群的成员。这个几乎是边缘的碎片盘在光学散射光中显示出极端的不对称性，在恒星西部的范围几乎是东部的两倍（最初被称为“蓝针”）。SMA观测揭示了解决的排放，我们的模型作为一个热尘埃排放的拱星带。这条带延伸到~110 AU的半径，与在圆盘西侧令人信服地看到的散射光剖面中的中断一致。这个外缘的位置是一致的存在下的人口的尘埃产生的星子进行碰撞级联，在“出生环”理论的假设。此外，毫米辐射显示出与散射光盘的不对称西向延伸对齐的~3 σ特征。如果这种毫米的延伸是真实的，那么只影响小颗粒的不对称机制，如与星际气体的相互作用，是不利的。这种暂时的特点可能是解释长期扰动引入中性气体阻力颗粒轨道，如以前援引来解释其他类似的碎片盘的不对称形态。
2015-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the misalignment of the directly imaged planet β Pictoris b with the system's warped inner disk
碎片盘Beta Picture中的垂直弯曲-一个倾斜的内盘延伸到平坦的外盘-长期以来一直被解释为倾斜轨道上行星的路标。2004年至2010年的直接图像显示了一颗质量和轨道距离与这张照片一致的行星。然而，最近有报道称行星b的轨道与平坦的外盘对齐，而不是倾斜的内盘，因此没有使盘弯曲的倾斜度。我们探讨了三种情况下，协调明显的不一致的直接成像的行星Beta Picasso b与扭曲的内盘的Beta Picasso：观测的不确定性，一个额外的行星，和阻尼行星b的倾斜。我们发现，在不确定性的极端情况下，毕宿二的轨道具有产生观测到的翘曲所必需的倾角。我们还发现，如果行星b与平坦的外盘对齐，它将阻止另一颗行星产生具有所观察到的特性的翘曲;因此行星b本身必须对翘曲负责。最后，行星b的倾角可能已经被动力学摩擦阻尼，仍然会产生观察到的圆盘形态，但阻尼的可行性取决于圆盘的性质和其他行星的存在。对行星b的轨道和外盘的位置角进行更精确的观测将使我们能够区分第一种和第三种情况。
2011-11-23 astro-ph.EP
A Kinematic History of Stellar Encounters with Beta Pictoris
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Lund University（隆德大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna (ULL)（拉各拉纳大学）
研究通过分析贝塔皮克托尔星的恒星飞越历史，探讨恒星飞越对行星系统尘埃盘演化的影响，并构建了最完整的飞越历史数据库。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Are debris disks self-stirred?
本文认为的证据表明，碎片盘是自搅拌的冥王星的形成。在自搅拌过程中产生的尘埃模型被应用于A星的统计。由于超过5000万年的A星之间没有显著差异，我们专注于再现广泛的趋势，即超过的恒星比例的“上升和下降”。利用星群模型，我们发现这些统计和趋势可以用半径分布在15- 120 AU之间的小行星带的自搅动模型来再现。星盘必须有15天文单位的最小半径，才能显示出星盘比例的峰值，而不是单调下降。具有固定的内半径和/或外半径的扩展盘的种群不符合统计数据，主要是由于随着搅拌在盘中进一步向外移动而缓慢的70 μ m演变。这一结论，即碎片盘是狭窄的带，是独立的意义，24微米的趋势，为年轻的A-星。我们表明，统计数据也可以再现与模型中，磁盘被附近的偏心行星的长期扰动搅拌。因此，详细的成像是解释搅拌机制的最佳方式。通过更详细地观察β如画移动群和TW长蛇座星协A星，我们发现β如画周围的盘可能是由大约10天文单位的行星长期搅动的结果; HR 4796 A盘的结构也指向行星的雕刻。另外两颗有圆盘的恒星HR 7012和eta Tel拥有短暂的热尘埃，尽管外部的eta Tel圆盘与自搅拌起源一致。行星形成为碎片盘的带状性质提供了一个自然的解释，内部区域被行星清除，这些行星也可能搅动磁盘，而外部边缘则是星子可以形成的地方。[删节]
2010-02-18 astro-ph.EP
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atomic Gas in Debris Discs
我们已经进行了搜索的光学拱星吸收线的光谱中的16个碎片盘的主机星。在我们的样本中，没有一颗恒星在H $_α$、Ca II或Na I中显示出发射谱线活动的迹象，这证实了它们更进化的性质。发现四颗恒星在光球Ca II和Na I D线的核心附近表现出窄吸收特征（当Na I D数据可用时）。我们分析这些光谱特征的特点，以确定它们是否是拱星或星际起源。最强有力的证据是在HD 110058的光谱中看到的拱星气体，这是已知的主机碎片盘观察到接近边缘。这是一致的，最近ALMA检测分子气体在这个碎片盘，这表明许多相似之处，$β$风景如画的系统。
2016-12-16 astro-ph.EP
UV Spectroscopy of Star-Grazing Comets within the 49 Ceti Debris Disk
我们提出了分析时变，移位吸收功能的远紫外光谱的不寻常的49鲸鱼座碎片盘。这个几乎是边缘朝上的圆盘是已知最明亮的圆盘之一，也是极少数含有可检测到的星周气体和尘埃的圆盘之一。在我们两次访问哈勃空间望远镜STIS光谱时，在C II和C IV产生的线的翅膀上看到了可变的吸收特征，但没有看到任何其他的拱星吸收线。在经过充分研究的$β$风景如画的碎片盘的光谱中，长期以来一直可以看到类似的变化特征，并将其归因于掠星彗星的凌日。我们计算的速度范围和表观柱密度的49 Cet可变气体，这似乎是在几十到几百公里的速度移动s $^{-1}$相对于中央恒星。在第二次访问中，红移变星事件中气体的速度表明，在凌日时，下落气体的最大距离大约是0.05到0.2天文单位。对红移事件的成分分析的初步尝试表明，下落气体中的C/O比可能是超太阳的，因为它是稳定盘气体的主体。
2016-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fe I in the Beta Pictoris circumstellar gas disk. II. The time variations in the iron circumstellar gas
毕宿二是一个年轻的行星系，被尘埃和气体的碎片盘所包围。这个圆盘的气体来源可能是外彗星（或“下落和蒸发体”，FEB），它通过几十个恒星半径的尘埃颗粒升华产生耐火元素（Mg，Ca，Fe）。从2003年到2017年，使用HARPS摄谱仪获得了近1700个高分辨率光谱。在第一篇论文中，我们证明了在很高的信噪比下，可以探测到十多个激发能级上的许多弱Fe I线，并导出了圆盘中铁气体的物理特性。测量的气体温度（~1300 K）表明，它是由来自恒星约0.3 au（38 Rstar）的颗粒蒸发产生的。在这里，我们描述了每年的变化列密度的所有Fe I组件（从地面和激发水平）。在2011年后的Fe I地面水平柱密度的下降与Fe I激发水平柱密度的下降相吻合，以及在同一时期的Ca II双峰和地面水平Ca I线。所有的下降是兼容的光电离复合平衡和β Pic一样的相对丰度，在介质中在1300 K和0.3 Au从β Piccados。有趣的是，这种温暖的介质与这颗年轻恒星周围众多的系外彗星无关。
2018-10-24 astro-ph.EP
Diagnosing Circumstellar Debris Disks
（摘要）一个星周碎片盘的数值模型被开发出来，并应用于观测环绕β Piccados的星周尘埃。该模型解释了看不见的小行星碰撞产生尘埃的速率，以及尘埃颗粒因碰撞而被破坏的速率。该模型还考虑了辐射压力的影响，这是对盘的较小但丰富的尘埃颗粒的主要扰动。然后，求解所得的速率方程系统，提供随时间变化的粉尘丰度与粒度的关系。这些解还提供了尘埃颗粒的碰撞寿命与颗粒大小的关系，以及碎片盘的光学深度和表面亮度与恒星距离的关系。通过与观测结果的比较，可以估计出看不见的微行星盘的半径，以及微行星盘由于微行星的研磨而脱落质量的速率。然后将该模型应用于围绕β Picardian轨道运行的边缘尘埃盘的光学观测，当看不见的星子盘很宽时，75<r<150 AU，达到了很好的一致性。如果假设尘埃颗粒像土星的冰环一样明亮，那么尘埃盘中尘埃的截面为A_d~ 2 × 10^20 km ^2，其质量为M_d~11月球质量。在这种情况下，星子盘的尘埃产生率相当大，dM_d/dt约为每百万年9个地球质量，这意味着那里存在或曾经存在大量的星子质量，至少有110个地球质量。但是如果尘埃颗粒比假设的更暗，那么星子盘的质量损失率和它的总质量就更重。事实上，这个区域明显缺乏任何大行星，加上星子盘的严重质量损失率，表明β Pic的75<r<150 AU区域可能是一个星子毁灭的区域，而不是一个正在进行的行星形成的地方。
2010-06-22 astro-ph.EP
JWST-TST High Contrast: Asymmetries, dust populations and hints of a collision in the $β$ Pictoris disk with NIRCam and MIRI
本文利用JWST MIRI和NIRCam首次观测Beta Pictoris碎屑盘，发现延展次级星盘及“猫尾”特征，并提出由多孔有机耐熔尘埃组成的间歇产尘模型解释其形态与辐射特性。
2024-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris II. The Spectroscopic Case for a Recent Giant Collision
本文通过对比Spitzer和JWST对绘架座β碎屑盘的光谱观测，发现尘埃温度和结晶特征发生显著变化，提出近期一次巨型碰撞产生的尘埃云正被辐射压吹出系统，揭示了该行星系统星周环境的动态性。
2024-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detection of Nitrogen gas in the $β$ Pictoris circumstellar disk
围绕着$β$如画的碎片盘的气体成分相对于太阳丰度来说富含碳和氧。提出了两种可能的设想来解释这种浓缩。优先生产情景表明，所产生的气体可能天然富含C和O，而另一种优先耗尽情景则表明，富集已经从具有类似太阳丰度的气体演变到目前的状态。在后一种情况下，来自恒星的辐射压力将气体向外排出，留下对恒星辐射不太敏感的物质，如C和O。氮也是不敏感的辐射压力，由于其低振子强度，这将使它也过剩的优先耗尽的情况下。因此，圆盘中N的丰度可能提供了为什么C和O过量的线索。我们的目标是测量$β$ Pic方向的N柱密度，并使用这些信息来解开这些不同的情况下解释的C和O过剩。利用HST的宇宙起源光谱仪（COS）仪器收集的远紫外光谱数据，我们分析了光谱，并通过模拟吸收线来分析NI三重态。我们首次测量了N柱在$β$ Pic方向上的密度，发现它是$\log(N_{\mathrm{NI}}/1\,\mathrm{cm}^2) = 14.9\pm0.7$。发现N气体与太阳丰度和哈雷尘埃一致。太阳N丰度支持优先生产假说，其中气体的成分在$β$ \，Pic是光解吸从富含C和O的冰粒或碰撞蒸发的C和O丰富的尘埃在磁盘的结果。它不支持这样的假设，即由于C和O对辐射压力的不敏感性，从而使它们在盘中积累，因此C和O过量。
2018-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on the gas content of the Fomalhaut debris belt. Can gas-dust interactions explain the belt's morphology?
背景：4.4亿年前的主序A星北落师门被一个边缘尖锐的偏心碎片带所包围。这种形态通常归因于行星摄动，但迄今为止唯一探测到的候选行星北落师门b的轨道过于偏心，无法有效地塑造带。另一种可以在不涉及行星的情况下解释这种形态的模型是恒星相遇和气体-尘埃相互作用。目的：我们的目标是测试的可能性，气体尘埃相互作用的起源所观察到的形态，把上限的总气体含量的北落师门带。研究方法：我们推导出上限的CII 158 $μ$ m和OI 63 $μ$ m的排放使用非检测的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）机载赫歇尔空间天文台。使用非局部热力学平衡（非LTE）代码RADEX将线通量转换为总气体质量。我们考虑两种不同的情况下的气体的元素丰度：太阳丰度和丰度类似的气体中观察到的$β$风景如画的碎片盘。结果如下：气体质量比毫米级尘埃质量至少低$\sim$ 3倍（对于太阳丰度）和$\sim$ 300倍（对于$β$ Pic-like丰度）。结论：缺乏气体与尘埃的共空间意味着气体-尘埃的相互作用不能有效地塑造北落师门碎片带。因此，这种形态更有可能是由于一颗尚未发现的行星（北落师门c）或恒星相遇。
2015-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep high-resolution L band spectroscopy in the $β$ Pictoris planetary system
本研究利用CRIRES+对绘架座β系统开展高分辨率L波段光谱观测，开发相关光谱处理方法，证实行星b的水吸收并高精度测定其自转速度，发现合并不同光谱设置数据对提升信噪比更有效，为系外行星大气观测策略提供参考。
2025-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel Observations of Gas and Dust in the Unusual 49 Ceti Debris Disk
我们目前的远红外/亚毫米成像和光谱49鲸鱼座，一个不寻常的拱盘附近的年轻A1 V恒星。该系统以展示碎片盘的尘埃特性而闻名，但却展示了低质量原行星盘的气体特性。这些数据是用赫歇尔空间观测站PACS和SPIRE仪器获得的，主要是作为“原行星系统中的气体”（GASPS）开放时间关键方案的一部分。在70、160、250、350和500 μm的图像中检测到盘状尘埃排放; 49 Cet在70 μm的图像中显着扩展，首次在空间上解析了外部尘埃盘。获得了以8条原子和分子发射谱线为中心的小波长范围的光谱，包括[OI] 63 μm和[CII] 158 μm。在5σ水平上检测到CII线-这是第一次检测到来自圆盘的原子发射。尽管OI线是在赫歇尔原行星盘光谱中观察到的最亮的一条线，但没有看到其他发射谱线（Meeus et al. 2012; Dent et al. 2013）。我们提出了一个由CII排放暗示的星周原子气体的量的估计。新的远红外/亚毫米数据填补了49 Cet的先前光谱能量分布（SED）中的一个大缺口。一个新的SED的简单模型证实了盘的两个组成部分的结构：温暖的内部尘埃和寒冷的外部尘埃，产生了大部分观察到的过剩。最后，我们讨论了初步的热化学建模的49 Cet气体/尘埃盘和我们试图同时匹配几个观测结果。虽然我们还没有成功地做到这一点，但我们的研究揭示了49 Cet气体的演化状态，这些气体可能不是原…
2013-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Hill sphere transits of Beta Pictoris c and the search for another 1981-like event
Leiden University（莱顿大学）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Southern Queensland（昆士兰南部大学）；Northwestern University（西北大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）
本研究针对绘架座β星c的希尔球凌日，搜寻1981年类似的光度波动事件，未发现有力证据，排除其与绘架座β星b、c希尔球相关的假设，为2028年观测提供方向。
2026-09-03 astro-ph.EP
Mid-infrared spectra of the shocked Murchison CM chondrite: Comparison with astronomical observations of dust in debris disks
我们目前的实验室中红外透射/吸收光谱从矩阵的水合默奇森CM陨石实验冲击峰值压力为10至49 GPa，并比较它们的天文观测的星周尘埃在不同阶段的形成行星系。默奇森样本的实验室光谱显示出红外特征的特征变化。一个弱冲击样品（冲击在10 GPa）显示几乎没有变化，从未冲击样品为主的含水硅酸盐（蛇纹石）。中度冲击样品（21至34 GPa）具有典型的蛇纹石特征，随着冲击压力的增加，逐渐被非晶材料和橄榄石带所取代。强烈冲击的样品（36 GPa）显示出由于蛇纹石的分解和由于脱挥发分的主要变化。冲击熔融样品（49 GPa）显示出从熔融材料中再结晶的橄榄石特征。高冲击Murchison样品（36和49 GPa）的光谱与HD 113766和HD 69830的碎片盘和HD 100546的过渡盘中的尘埃的光谱相似。中等冲击的样品（21至34 GPa）表现出类似的光谱的尘埃碎片盘的Beta Picture和BD+20307，和GM Aur的过渡盘。所有Murchison样本（0至49 GPa）的平均光谱与御夫座SU较老的原行星盘的光谱相似。在富含气体的过渡盘和原行星盘中，无定形硅酸盐和气体的丰度被广泛认为是主要的性质。然而，我们的研究表明，冲击加工可能在这些磁盘中产生次生无定形硅酸盐和气体中发挥重要作用。冲击Murchison样本的红外光谱也表明彗星也含有冲击Murchison类物质。
2022-12-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The magnetorotational instability in debris-disc gas
碎片盘通常包裹在气体中，这可以在紫外线、远红外线的精细结构线和CO排放的解析图中观察到。在这种气体中，碳和氧过剩，但氢严重耗尽。因此，其电离分数是非常高的，这表明磁流体动力学（MHD）过程可能是重要的。特别是，气体可能会受到磁旋转不稳定性（MRI）的影响，而且最近对$β$ Picture的建模确实需要一个异常的粘度来解释气体的径向结构。在本文中，我们探讨的可能性，MRI是积极的碎片盘气体和负责所观察到的质量传输。我们发现，非理想的MHD和尘埃气体相互作用起着次要的作用，线性不稳定性是可行的，在一定的半径。然而，由于低的气体密度，圆盘的外部部分可以通过弱的环境磁场来稳定，尽管很难约束这样的场。即使MRI被太强的磁场稳定，磁离心风也可能在其位置上发射，这可能导致等效（非湍流）传输。在适合于碎片盘气体的条件下对垂直分层MRI进行数值模拟，应该能够确定不同半径处的特性行为的性质，并确定MRI（以及更一般的MHD）对这些盘演变的重要性。
2016-06-14 astro-ph.EP
Comet-like mineralogy of olivine crystals in an extrasolar proto-Kuiper belt
一些行星系中存在着含有小行星和彗星等微行星的碎片盘。这类天体之间的碰撞会产生小的尘埃粒子，其光谱特征揭示了它们的组成，从而揭示了它们的母体。对原行星盘HD 100546和行星系温暖内部的橄榄石晶体进行了成分测量。后者与小行星中富含铁的橄榄石相比（x<0.29）。在与年轻的太阳系类似的β-Picture星系的寒冷外围，橄榄石晶体被探测到，但其成分仍未确定，因此无法将大部分太阳系彗星橄榄石颗粒的成分与太阳系外彗星的成分进行比较。在这里，我们报告的69微米波段的橄榄石晶体的光谱中的Beta Piccadine的检测。由于该盘在光学上很薄，我们可以将这些晶体与距离恒星15-45个天文单位（一个天文单位是日地距离）的太阳系外原柯伊伯带联系起来，确定它们富含镁的成分（x=0.01+/-0.001），并表明它们占尘埃总质量的3.6+/-1.0%。这些数值与太阳系中最原始的彗星所释放的尘埃惊人地相似，尽管毕赤星质量更大，亮度更高，并且具有不同的行星系结构。
2012-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gap Clearing by Planets in a Collisional Debris Disk
我们应用我们的3D碎片盘模型，SMACK，模拟一个行星在一个圆形轨道附近的一个环的星子，正在经历毁灭性的碰撞。先前对行星在无碰撞碎片盘中打开间隙的模拟发现，间隙的宽度与行星质量的2/7次方成比例（$α$ =2/7）。我们发现，在碰撞盘的间隙大小仍然服从幂律缩放与行星质量，但指数α的幂律依赖于年龄的系统t相对于碰撞时间尺度$t_{coll}$的磁盘由$α= 0.32(t/t_{coll})^{-0.04}$，与推断的行星质量比经典的间隙法预测的小五倍。增加的间隙尺寸可能源于碰撞和混沌区附近的平均运动共振之间的相互作用。我们调查的磁盘粒子的初始偏心率分布的影响，并发现在类木行星质量的间隙大小的影响可以忽略不计，因为碰撞往往会擦除初始粒子偏心率分布的记忆。最后，我们发现特洛伊类似物的存在是一个潜在的强大的诊断行星的质量范围~1-10 $M_{jup}$。我们应用我们的模型对北落师门、HR 4796 A、HD 202628、HD 181327和$β$ Picture周围的行星设置了新的上限。
2014-10-28 astro-ph.EP
Gas emission from debris disks around A and F stars
在一些碎片盘系统中发现了气体。这种气体可能是由晶粒升华或晶粒光解吸产生的。它通过大量的电荷和热交换与周围的尘埃颗粒相互作用。因此，研究这种气体的化学成分和物理状态可以揭示许多关于这些碎片盘中尘埃成分的信息。我们已经产生了一个新的代码，onceptor，以解决气体排放的尘埃气体贫磁盘周围的A-F恒星。该代码自洽地计算气体电离和热平衡，特别注意加热/冷却机制。然后通过原子/离子能级的统计平衡计算产生每个物种（直到锌）的线发射光谱。对于类似于所观察到的β Picture气体盘的参数，我们发现气体主要由尘埃颗粒的光电发射加热，并主要通过CII 157.7微米线发射冷却。气体可以被加热到比灰尘的温度更高的温度，并且在某些情况下可以达到热逃逸的温度。主要的冷却线，CII 157.7微米，应该可以被赫歇尔在这些磁盘中检测到，而OI 63.2微米的线太微弱了。我们还研究了冷却线通量对各种磁盘参数的依赖关系，特别是赫歇尔，SOFIA和ALMA提供的中/远红外和亚毫米波长的热线发射的灵敏度大大提高。这些新仪器将提供许多关于尘埃碎片盘的新信息。
2010-07-20 astro-ph.EP
$β$ Pictoris' inner disk in polarized light and new orbital parameters for $β$ Pictoris b
我们目前的$H$波段观测$β$ Pic与双子座行星成像仪（GPI的）偏振模式，揭示碎片盘之间的~0.3”（~6 AU）和~1.7”（~33 AU），同时检测$β$ Pic $b$。偏振盘图像与结合Henyey-Greenstein散射相函数的尘埃密度模型相拟合。最佳拟合模型表明，一个磁盘倾斜的视线（$ϕ=85.27°^{+0.26}_{-0.19}$）的位置角$θ_{PA}=30.35°^{+0.29}_{-0.28}$（从主外盘，$θ_{PA}\approx29°$略有偏移），从内部磁盘半径$23.6^{+0.9}_{-0.6}$ AU延伸到GPI的视野之外。此外，我们提出了一个更新的轨道$β$ PIC $b$的基础上采取的新的天体测量GPI的光谱模式跨越14个月。该行星的半长轴为$a=9.2^{+1.5}_{-0.4}$ AU，偏心率为$e\leq 0.26$。升交点的位置角是$Ω=31.75°\pm0.15$，从GPI图像中看到的外部主盘和内部盘偏移。轨道拟合将$β$ Pic的恒星质量限制为$1.60\pm0.05 M_{\odot}$。$β$ Pic $b$的动力学雕刻不能很容易地解释推断出的盘性质的以下三个方面：1）如果由$β$ Pic b引起，则模拟的盘的内半径比预期的更远; 2）内盘和$β$ Pic $b$的相互倾斜是$4°$，当它被预期为更接近于零时;以及3）盘的纵…
2015-08-19 astro-ph.EP
The Inner Disk Structure, Disk-Planet Interactions, and Temporal Evolution in the Beta Pictoris System: A Two-Epoch HST/STIS Coronagraphic Study
我们提出了深HST/STIS日冕图像的β Pic碎片盘在两个时代相隔15年。新的图像和1997年数据的重新还原提供了在光学波长下最敏感和详细的圆盘视图，以及圆盘最小的内部工作角光学日冕图像。我们的观察特点的大规模和内部磁盘的不对称性，我们确定多个突破磁盘径向表面亮度分布。我们详细研究了径向和垂直磁盘结构，并表明，磁盘是翘曲的。我们探索了Beta Pic b超木星位置的圆盘，发现圆盘表面亮度斜率在0.5和2.0弧秒之间是连续的，认为Beta Pic b轨道的分离没有变化。这两个历元图像约束盘表面亮度的轨道和辐射压力吹出的时间尺度上的演变。我们把上限为3%的磁盘表面亮度变化之间的3-5 arcsec，包括磁盘扭曲的位置，和CO和尘埃团块。我们讨论了高分辨率多波长图像的背景下，新的意见，并划分为两组：轴对称和非轴对称的磁盘不对称。轴对称结构（翘曲、大型蝶形等）与包括微行星带和非共面巨行星相互作用的盘结构模型一致。然而，非轴对称特征需要不同的解释。
2015-01-13 astro-ph.EP
Physical and orbital properties of Beta Pictoris b
中质量恒星美如画座β被一个结构化的边缘碎片盘所包围，在其中发现了一颗气体巨行星，其轨道在8-10 AU。Beta Pic b的物理性质以前是从0.9-4.8微米的宽波段和窄波段光度法推断出来的。我们使用双子座行星成像仪（GPI）的调试数据来获得新的天体测量和低分辨率（R=35-39）的J波段（1.12-1.35微米）光谱。我们发现这颗行星已经通过了正交线。我们将其半长轴限制为$\leq$ 10 AU（90%概率）。在8.9 ± 0.4- 0.6AU处有峰。行星天体测量和最近的恒星径向速度测量的联合拟合产生了行星的动力学质量$\leq$ 20 MJup（大于96%概率）。β Pic b的光谱与年轻的L1-1.5+1矮星相似。我们使用光谱型估计来修正行星光度为log（L/Lsun）=-3.90+-0.07。在Teff=1650 ± 150 K和log g小于4.7dex的条件下，用PHOENIX和LESIA的12个网格的大气模式再现了0.9-4.8微米的光度和光谱。如果我们采用最新的系统年龄估计（21+-4Myr），则只有初始熵Si大于10.5kB/重子的热启动和热启动径迹才能再现β Pic b的热光度和动力学质量的约束。这样的初始条件可能是由于低效率的吸积激波和/或形成时的星子密度高于经典的核心吸积模型。考虑到系统的年龄较小或Beta Pic b的保守形成时间不会改变这些结论。
2014-07-15 astro-ph.EP
HD 145263: Spectral Observations of Silica Debris Disk Formation via Extreme Space Weathering?
我们在这里报告了2003年至2014年期间拍摄的HD 145263富硅拱星盘系统的时域红外光谱和光学光度学。我们发现一颗F4 V主星被一个稳定的、质量为1 e22 - 1 e23 kg（M_Moon到M_Mars）的尘埃盘所包围。没有检测到盘状气体，主恒星以大约1.75天的周期快速旋转。在解决了先前报道的观测问题后，我们发现尘埃盘的二氧化硅，镁橄榄石和铁辉石矿物学是稳定的，并且与通常在原始和碎片盘中发现的铁镁硅酸盐相比非常不寻常。通过与原始太阳系尘埃的中红外光谱特征的比较，我们探讨了HD 145263的拱星尘埃矿物学发生的可能性，优先破坏含铁橄榄石，金属硫化物和水冰在最初的彗星状矿物混合物和它们的替代含铁辉石，无定形辉石和二氧化硅。我们拒绝基于蒸发光学恒星巨耀斑，水蚀变，或巨大的超高速撞击的模型，因为无法产生所观察到的矿物学。涉及异常高的Si丰度的情况是在与正常的恒星吸收近红外特征强度的Mg，Fe和Si的不一致。由于F4 V主星的超级耀斑，通过适度（T < 1300 K）加热和高能离子溅射，薄表面铜绿的强烈空间风化模型与观测结果一致。空间风化铜绿应该是红色的，含有大量的纳米铁，应该是短暂的几十年的时间尺度，除非补充。
2020-03-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
HD 152384: A 5 Myr old debris disk system showing a gaseous ring of refractory elements at the dust sublimation radius
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of Leeds（利兹大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）
该研究通过VLT光谱分析500万年恒星HD 152384的星周气体，发现其尘埃升华半径处有含难熔元素的气态环，揭示其岩星子碰撞的次生起源，为早期行星系统演化提供新视角。
2026-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observing planetary gaps in the gas of debris disks
本文通过FARGO3D流体模拟、RADMC-3D辐射转移和CASA观测模拟，证明碎片盘中行星-气体相互作用可产生ALMA可观测的间隙和扭结，并给出观测条件判据，为间接探测低温巨行星提供新途径。
2024-11-21 astro-ph.EP
Sparse aperture masking at the VLT II. Detection limits for the eight debris disks stars $β$ Pic, AU Mic, 49 Cet, $η$ Tel, Fomalhaut, g Lup, HD181327 and HR8799
上下文行星系统的形成是一种常见而复杂的机制。许多恒星已经被确认拥有碎片盘、原行星盘或行星系统。要了解这种形成过程，就需要对碎片盘进行研究。这些目标是实质性的，特别适合于光学和红外观测。稀疏孔径掩模（SAM）是一种高角分辨率的技术，对探测恒星周围30 ~ 200质量的区域有很强的贡献。这一区域通常无法通过经典成像到达，与涡旋冠状动脉造影相比，该技术仍然具有很强的竞争力。目标。我们的目标是研究碎片盘与孔径掩蔽探测恒星的封闭环境。我们的目标是找到低质量的同伴，或者设定检测极限。方法.在VLT的NaCo仪器上用SAM技术观测了8颗具有碎片盘的恒星（$β$ Pictuary，AU Microscopii，49 Ceti，$η$ Telescopii，Fomalhaut，g Lupi，HD 181327和HR 8799）。结果没有密切的同伴被发现使用关闭相位信息下0.5的分离从母星。我们获得了星等检测限，我们转换为木星质量检测限使用理论等时线从进化模型。结论.我们推导出了在每个目标恒星周围的望远镜衍射极限的几倍的区域中存在同伴的质量上限。
2016-06-27 astro-ph.EP astro-ph.IM
Disks in Nearby Young Stellar Associations Found Via Virtual Reality
磁盘侦探公民科学项目最近发布了一个新的磁盘候选者目录，这些候选者是通过对美国宇航局宽视场红外勘测探测器（WISE）任务和其他勘测的图像进行目视检查而发现的。我们应用这个经过严格审查的磁盘候选者的新目录，使用基于盖亚数据和虚拟现实（VR）的新技术来搜索附近年轻恒星协会（YSA）的新成员。我们检查了AB Doradus，Argus，$β$ Piccadic，Carina，Columba，Octans-Near，Tucana-Horologium和TW Hya，将它们与其他附近的恒星一起显示在VR中，并通过颜色编码显示通过Disk Detective发现的红外过度。使用这种方法，使我们能够找到新的协会成员的质量制度等时线退化。我们提出了10个新的YSA成员与红外线过剩：三个AB剑鱼座（HD 44775、HD 40540和HD 44510），$β$中的一种（HD 198472），两个Octans-Near（HD 157165和BD+35 2953），以及Carina，Columba和Tucana-Horologium组合种群的四个磁盘托管成员：CPD-57 937、HD 274311、HD 41992和WISEA J092521.90-673224.8。最后一个物体（J 0925）似乎是一个极端的碎片盘，其部分红外光度为$3.7 \times 10^{-2}$。我们还提出了两个新的AB D…
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A JWST MIRI MRS View of the $η$ Tel Debris Disk and its Brown Dwarf Companion
本研究利用 JWST MIRI MRS 观测了 $η$ Tel A 碎片盘及其褐矮星伴星 $η$ Tel B，发现了盘的硅酸盐特征和伴星裸光球层光谱，并基于25年轨道基线推测盘内可能存在未探测到的行星。
2024-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
VLTI/MATISSE observations of the hot dust around $β$ Pictoris: Observing faint objects with MATISSE
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；Univ. Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，地球与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利科学院天文学研究所，MTA卓越中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
通过VLTI/MATISSE的L波段干涉观测，研究β Pictoris周围热尘埃的空间分布，发现其位于升华半径附近、高度倾斜且与碎片盘错位，由亚微米颗粒组成，支持系外彗星活动起源。
2026-09-25 astro-ph.EP astro-ph.IM
The SHARDDS survey: first resolved image of the HD114082 debris disk in Lower Centaurus Crux with SPHERE
我们提出了围绕16+/-800万年老恒星HD 114082的碎片盘的第一个解析图像。使用SPHERE仪器在H波段进行观察。这颗恒星距离我们92+/-6 pc，位于下半人马座Crux星协。我们利用马尔可夫链蒙特卡罗分析确定，碎片可能是一个尘埃环，内缘为27.7+2.8/-3.5天文单位，位置角为-74+0.5/-1.5度，相对于视线的倾角为6.7+3.8/-0.4度。在散射光下成像的圆盘表面密度随着半径的变化而下降，如~r^（-4），比辐射压力引起的颗粒爆裂所预期的要陡。我们只找到了离心率的边缘证据（2 sigma），并排除了质量超过1.0 Mjup的行星在环内边缘的1 AU内运行，因为这样的行星会破坏圆盘。它的光度分数（Ldisk/L*=3.3x10^（-3））与HR 4796 A和β Piccadero大致相同，但它没有被以前的仪器设备探测到，很可能是因为它的角尺寸小（半径约0.4”），散射系数低（约0.2），并且由于高散射各向异性，远离恒星的散射效率低。随着SPHERE和GPI等极端自适应光学系统的出现，更小、更暗和更远的碎片盘的形态正在被揭示，为年轻原行星系统中的行星盘相互作用提供线索。
2016-11-17 astro-ph.EP
Spitzer IRS Spectroscopy of the 10 Myr-old EF Cha Debris Disk: Evidence for Phyllosilicate-Rich Dust in the Terrestrial Zone
我们描述斯皮策IRS光谱观测的10万年的老恒星，EF车。从5 μm到35 μm的光谱的成分建模证实，它被LD/L \star ~ 10-3的发光碎片盘包围，包含温度在225 K和430 K之间的地球区特征的尘埃。EF Cha的光谱显示了许多固态特征的证据，与大多数冷的低光度碎片盘不同，但像其他一些10-20百万年前的发光的温暖碎片盘（例如HD 113766 A）。EF Cha碎片盘异常丰富的物种或物种的组合，其发射率类似于细粉，实验室测量的层状硅酸盐物种（滑石，皂石，蒙脱石），这可能是由原始无水岩石材料的水蚀变产生的。尘埃和由此推断的碎片母体也含有丰富的无定形硅酸盐和金属硫化物，可能还有水冰。尘埃中橄榄石与辉石的总比例约为2，这也提供了水蚀变的证据。大质量体积的颗粒大小相当于或低于辐射吹出极限意味着微行星可能会以足够高的速度碰撞，以产生发射尘埃，但不会高到通过撞击处理使微行星脱挥发分。由于层状硅酸盐是由无水岩石和温暖的活性水之间的相互作用产生的，EF Cha的圆盘可能是将水输送到年轻行星系统的陆地区域的路标。
2011-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
